книги из ГПНТБ / Кузьмин, А. Д. Физика планеты Венера

200 Гл. IV. СТРУКТУРА НИЖНЕЙ АТМОСФЕРЫ

обнаружил асимметрию в положении уровня формирования полос, которую можно отнести за счет того, что верхняя граница облачного слоя в полярных широтах (полярная тропопауза) расположена на 5—7 км ниже, чем в эквато­ риальных.

Как показали фотографические измерения серпа Ве­ неры вблизи нижнего соединения [394], видимый лимб планеты не совпадает с верхней границей сравнительно плотного слоя дымки, регистрируемой в коротковолновой области спектра. В красной и ближней инфракрасной

областях эта граница оказывается равной R*r = 6100 км,

а в ультрафиолете (А, ~ 3600 A) R*^v = 6145 км. С послед­ ней оценкой непосредственно связана высотная привязка «ультрафиолетовых облаков». Примеры фотографий в уль­ трафиолетовых лучах, полученных на обсерватории НьюМехико и при пролете вблизи Венеры космического аппа­ рата «Маринер-10», показаны на рис. 73, а и б. Согласно Койперу [394] наиболее сильные контрасты облачных структур

заметное рассеяние ультрафиолета над видимой границей

по-видимому, оказывает поглощение атмосферными газа­ ми. Более подробно эти особенности рассматриваются в главе V.

§IV.8. Некоторые соображения

опроисхождении и эволюции атмосферы

Содержание предыдущих параграфов убедительно сви­ детельствует о том, что атмосфера Венеры представляет собой уникальную газовую оболочку планеты, принципи­ ально отличную по своим важнейшим характеристикам от атмосферы Земли. Ее основная компонента по химиче­ скому составу — углекислота (в земной атмосфере отно­ сительное содержание С02 в среднем 0,03%), температура у поверхности около 500 °С, давление почти 100 атм. Естественно, возникают вопросы, что привело к развитию

§ IY.8. ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕРЫ 201

столь необычных условий, какие процессы ^обусловили образование мощной и горячей атмосферы из С02 и вместе с тем практически лишили планету воды. Важно понять, является ли атмосфера Венеры конечным продуктом ран­ ней стадии эволюции или же существующие условия раз­ вились позднее в результате необратимых процессов, свя­ занных с близостью этой планеты к Солнцу.

Основываясь на гипотезе одновременного происхож­ дения планет Солнечной системы путем агломерации хо­ лодного вещества протопланетной газово-пылевой туман­ ности *), можно предположить, что первичный состав их атмосфер примерно соответствовал средней распростра­ ненности химических элементов на Солнце (см., например, [528, 529, 571]). В дальнейшем, однако, наиболее рас­ пространенные элементы, водород и гелий, были удержаны только холодными гигантскими планетами, сложившими­ ся преимущественно из этих газов на периферии Солнеч­ ной системы. В состав же твердой железо-силикатной фазы планет земной группы, расположенных ближе к Солнцу, вошли более тяжелые и менее распространен­ ные элементы — металлы, вместе с их окислами и суль­ фидами. При относительно небольших массах Земли, Венеры, Марса, Меркурия самые легкие элементы, во­ дород и гелий, диссипировали в космическое прост­ ранство.

Исходя из современных представлений [30, 480], мож­ но считать, что состав атмосфер планет земной группы формировался главным образом за счет выхода вулкани­ ческих газов, сопровождающего процессы дифференциа­ ции вещества планеты на оболочки под воздействием гравитационной потенциальной энергии аккреции, плот­ ностной конвекции в мантии и тепловой энергии радио­

*) В основе этой концепции по существу лежит небулярная ги­ потеза Канта — Лапласа, позднее в несколько ином варианте рас­ смотренная О. Ю. Шмидтом [567]. Подробное изложение различных гипотез происхождения планет Солнечной системы можно найти, например, в книге Левина [561]. Здесь мы лишь заметим, что подтверждением гипотезы единой и сравнительно однородной по со­ ставу протопланетной туманности служит экспериментально уста­ новленная близость отношения обилий изотопов различных элемен­ тов для Солнца, Земли и метеоритов, а также дополнительно ряд кос­ могенных и радиогенных данных (см. [65]).

ностными породами и обладающим к тому же высоким порогом диссоциации (что существенно при малой оптиче­ ской толщине атмосферы), азот постепенно накапливался в атмосфере. При температуре Те — 275 °К, если допустить, что ее первоначальное альбедо определялось целиком поверхностью и соответствовало лунному, т. е. А ~ 0,07, Земля сохранила свою воду, основная масса которой со­ средоточилась в океанах. Что же касается углекислого газа, выделявшегося в процессе дегазации из мантии, то при наличии жидкой воды и сравнительно низкой тем­ пературе он преимущественно аккумулировался в земной гидросфере и карбонатах осадочных пород за счет связы­ вания с окислами металлов, освобождающимися при реакциях серпентинизации и каолинизации.

Другой характер эволюции должна была претерпеть атмосфера Венеры. Видимо, решающее воздействие оказа­ ла здесь близость Венеры к Солнцу. Эта идея подробно обсуждается в работах Виноградова [30], Рейсула и Берга

[468], Поллака [457].

Развитие существующих условий на Венере, вероятно, началось с момента перехода Солнца на главную последовательность, когда, как обычно предцолагается,

для развития жизни климатические условия на Земле вряд ли были бы возможны, если бы радиус ее орбиты оказался приблизительно на 10 млн. км меньше. Сказан­ ное иллюстрируется диаграммой (рис. 74), заимствован­ ной нами из работы [468], на которой показано, как воз­ растает температура от начальной температуры Те в пер­ вичной атмосфере планеты, состоящей из С02 и Н20 в от­ ношении, близком к отношению в вулканических газах. Хотя расчеты, проведенные по уравнению лучистого пере­ носа в приближении Эддингтона, носят сугубо оценочный характер, они позволяют составить определенные пред­ ставления о возможной эволюции венерианской атмосфе­ ры. Если исходить из той же величины А ~ 0,07, то рав­

ляющей около 2 -10 24 г [28])..

Потеря планетой воды зависит от эффективности про­ цессов диссоциации на высотах, где оптическая толщина в континууме К < 2400 А (порог диссоциации Н20) т < 1. Это условие в свою очередь непосредственно связано с эф­ фективностью процессов молекулярной диффузии, опре­ деляющей скорость подвода молекул водяного пара па вы­ соты, где может происходить диссоциация. В земных ус­ ловиях солнечные кванты с энергией больше 5,08 эв, соот­ ветствующей порогу диссоциации молекулярного кисло­ рода (К ^ 2424 А), поглощаются на высотах h 100— 150 км (хотя присутствуют и на больших высотах благо­ даря тому, что время диссоциации много больше времени диффузии [438]). Поглощение С02 практически начинается в континууме Шумана — Рунге (диссоциационный порог 1 = 1670 А) и происходит с меньшей скоростью, чем для 0 2. Поэтому в атмосфере с преобладающим содержанием С02, в которой 0 2 практически отсутствует, солнечная коротковолновая радиация, эффективно диссоциирующая водяной пар, очевидно, может проникать глубже, на уровни, где выше абсолютное содержание молекул Н20. Возможно, аналогичная ситуация примерно 1—1,5 мил­ лиарда лет назад существовала и на Земле, до появ­

оказало то, что скорость фотолиза в условиях этой пла­ неты приблизительно на 3—4 порядка величины больше, чем в современных земных условиях [2811. К тому же, нельзя исключить, что температура венерианской стра­ томезосферы несколько выше, чем в мезосфере Земли. Эти факторы должны приводить к более энергичной моле­ кулярной диффузии снизу и к эффективной диссоциации, с диссипацией легкого водорода из атмосферы. Кислород же, переносимый благодаря процессам диффузии и кон­ векции в лежащую ниже атмосферу, будет связываться твердым веществом поверхностных пород *). Косвенным

*) В качестве дополнительного эффективного механизма поте­ ри воды, действующего еще на сравнительно ранней стадии эволю­

§ IV.8 . ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ АТМОСФЕРЫ 207

подтверждением реальности такого механизма служит, с одной стороны, преобладание С02 до сравнительно боль­ ших высот, а с другой — существование водородной ко­ роны у Венеры с возможным обогащением дейтерием у ее основания (вследствие более медленной скорости его диссипации) (см. гл. VI).

Постепенное накопление С02 и Н20 в атмосфере и повышение ее плотности должно приводить к ро­ сту температуры благодаря развитию «парникового» эф­ фекта.

Процессы разогрева, которые мы подробнее рассмотрим в главе V, тесно связаны с переводом больших количеств С02 и Н20 в атмосферу. Равновесное состояние определяет­ ся при этом карбонатно-силикатным взаимодействием в поверностном слое планеты, согласно реакциям волластонитового равновесия:

Са (Mg) Si03 + С02 ^ Са (Mg) С03 + Si02.

Можно показать, что содержание С02 в атмосфере Венеры сравнимо с общим количеством углекислоты, свя­ занной в осадочных породах земной коры, которое по оцен­ кам Ронова и Ярошевского [563] составляет 0,37-1024 а

(см. также [33, 176, 529]).

Действительно, как видно из рис. 75, количество уг­ лекислого газа, перешедшего в атмосферу, соответствует его равновесному содержанию согласно диаграмме волластонитового равновесия при температуре поверхности планеты около 750 °К. Соотношения параметров, при которых могут реализоваться условия теплового равнове­ сия (с учетом фазовых переходов для Н20) и геохими­

ции планеты, Сорохтин [565] рассматривает реакцию термической диссоциации водяного пара над свободным железом, содержа­ щимся в поверхностном реголитоподобиом слое (3Fe + 4Н20 —» -» FegOi + 4Н2), протекающую при высоких температурах одновре­ менно с реакцией серпентинизации и связывания дегазированных С02 и Н20. Для объяснения малого содержания кислорода в атмо­ сфере Венеры он предполагает, что отношение Fe/FeO в веществе Венеры с учетом большей степени термического фракционирования протопланетиой туманности оказалось более высоким, чем в веще­ ство Земли, и в мантии Венеры могло сохраниться свободное Же­ лезо, продолжающее активно связывать выделяющийся при росте венерианского ядра кислород.

ческого (волластонитового) равновесия, наглядно пере­ дает также диаграмма рис. 74.

Небезынтересно заметить, что если бы температура на Земле повысилась до венерианской, давление земной ат­ мосферы существенно превысило бы существующее у по­ верхности Венеры. Это связано с тем, что к давлению около 50 атм С02 за счет высвобождения углекислоты из карбо­ натов осадочного чехла Земли [33] добавилось бы примерно

Г, °С

Рис. 75. Расчетное равновесное парциальное давление С02 в функции темпе­ ратуры поверхности при волластонитовом равновесии между карбонатами и

силикатами [30].

300 атм вследствие испарения океанов (средняя глубина Мирового океана около 3 км). Сравнение содержаний основ­ ных летучих компонент на Земле и Венере приведено в табл. 14. Для Земли указаны, наряду с содержанием в атмосфере, также содержания летучих компонент, связан­ ных в осадочных породах [351].

В свете современных концепций о природе Венеры, естествен вопрос, представляет ли эта планета экзобиологический интерес. Этот вопрос обсуждался_в ряде работ